Войти в систему
Войти с помощью соц. сетей:
Слово «шестидесятники» в российской культуре ассоциируется с поколением, отмеченным особенной ролью в жизни общества. В этом же смысле шестидесятники не раз присутствовали и в истории науки.
В Британии в 1660-е гг. было учреждено Королевское общество, а один из его основателей, Роберт Бойль, дал определение химического элемента и открыл первый из трех законов идеального газа. Джон Валлис (правильнее — Уоллис) создал теорию упругих и неупругих ударов и на ее основе пришел к общей концепции сохранения импульса. Джеймс Грегори предложил оптическую схему зеркального телескопа и доказал фундаментальную теорему о связи дифференцирования и интегрирования, которая считается основной теоремой математического анализа. Исаак Ньютон разработал основы дифференциального исчисления, раскрыл цветовой спектр солнечного света, построил телескоп-рефлектор, сформулировал первую версию закона всемирного тяготения и вывел общую формулу биномиального разложения. Так что британским шестидесятникам тех времен выпала исключительная роль в научной революции XVII в.
Перенесемся на два столетия вперед — в 1860-е гг. Илья Сеченов выпустил фундаментальные труды по физиологии нервной системы, Джеймс Клерк Максвелл в «Трактате об электричестве и магнетизме» опубликовал уравнения классической электродинамики, Грегор Мендель открыл законы наследственности, а Дмитрий Менделеев представил на суд химического сообщества Периодическую систему химических элементов. И снова — серия величайших достижений всего за одно десятилетие. Да и великая книга Чарльза Дарвина «Происхождение видов путем естественного отбора» вышла в свет в конце ноября 1859 г., а мировую известность приобрела в 1860-е гг.
Но и это еще не все. В 1860 г. отцы-основатели спектрального анализа Роберт Вильгельм Бунзен и Густав Кирхгоф доказали, что линии поглощения в спектре солнечного света принадлежат определенным химическим элементам. Их результаты положили начало новой науке — астрофизике. А без астрофизики не было бы открытий, которым посвящена наша книга.
Полвека назад, в седьмом десятилетии прошлого столетия, были созданы теория кварков и теория электрослабых взаимодействий, которые вскоре легли в основу Стандартной модели элементарных частиц. Однако самый (по крайней мере, на мой взгляд) богатый улов замечательных открытий пришелся на долю совсем молодой науки — радиоастрономии. Вот список ее главных достижений по годам:
Три пункта из этого перечня особенно повлияли на прогресс всего комплекса наук астрономического цикла. Это открытия квазаров и пульсаров и детектирование реликтового излучения. Квазары были впервые замечены в первой половине 1960-х гг., реликтовое излучение — в точности в середине этого десятилетия, пульсары — ближе к его концу. Каждое из этих великих достижений заслуживает отдельного повествования. В этой главе будет рассказано об открытии квазаров и пульсаров, в следующей — об открытии реликтового излучения. Но сначала вспомним, как возникла радиоастрономия.
В 1927 г. американская корпорация Bell запустила первый трансатлантический радиотелефон. Из-за множества помех связь была далека от совершенства, и 23-летний физик Карл Янский получил задание разобраться, почему это происходит. Он смонтировал в Холмделе в штате Нью-Джерси 10 вертикальных прямоугольных рамочных антенн, объединенных в единую цепь и установленных на вращающейся 30-метровой раме. Система была настроена на прием сигналов на частоте 20,5 МГц (14,6 м).
В 1930 г. Янский обнаружил очевидные и предсказуемые источники помех — далекие и близкие грозы. Однако в наушниках все время раздавалось слабое шипение, причина которого не поддавалась объяснению. К 1932 г. он выяснил, что загадочные помехи меняются с периодичностью звездных суток (23 часа 56 минут) и, следовательно, возникают за пределами Солнечной системы. В дальнейшем стало понятным, что это излучение исходит из Млечного Пути — то есть из плоскости нашей Галактики.
Янскому повезло вдвойне. Как раз в те времена плотность солнечных пятен была минимальной и по ночам ионосфера отлично пропускала 15-метровые радиоволны. В период активного Солнца «карусель Янского» оказалась бы бесполезной.
Открытие межзвездных волн, как их называл Янский, вызвало немалый шум — в мае 1933 г. о нем даже написала газета The New York Times. Янский пытался убедить руководство корпорации построить 30-метровую тарелочную антенну для изучения космических радиосигналов. Но менеджеры щедрости не проявили и перебросили его на другой проект. У астрономических обсерваторий тоже не было ни денег, ни желания тратиться на радиоаппаратуру. Янский изложил свои результаты в четырех статьях (две — в инженерном журнале, одна — в Popular Astronomy и лишь одна — в серьезном научном журнале) и на этом распрощался с астрономией.
Однако дело Янского не пропало. На его работы обратили внимание молодой радиоинженер Гроут Ребер и физик из Мичиганского университета Джон Краус. Краус в 1933 г. соорудил небольшой радиотелескоп с отражающей антенной, но не смог ничего поймать из-за малой чувствительности приемника. После Второй мировой войны он основал радиоастрономическую обсерваторию при Университете Огайо и написал классический учебник по новой науке. Ребер пошел много дальше и в 1937 г. построил на пустыре около родительского дома первый радиотелескоп с поворотной параболической антенной. Отладив свое детище, он приступил к регулярным наблюдениям и в 1942 г. опубликовал карту радионеба Северного полушария.
Изучением радионеба занялись и другие энтузиасты. В 1942 г. англичанин Джеймс Стэнли Хэй поймал радиосигналы Солнца. В 1942–1943 гг. радионаблюдения нашего дневного светила вели Ребер и Джордж Саутворт, известный американский радиоинженер, один из создателей радиоволноводов. В те же годы разработчики немецких радаров фактически заметили отражение радиоволн от поверхности Луны, но об этом стало известно лишь после войны.
Бурное развитие радиоастрономии началось после 1945 г. Этому сильно поспособствовали работы над радарами систем ПВО. В частности, в Англии в астрономию пришли талантливые молодые исследователи, служившие во время войны на радарных станциях. Британское правительство передало ученым несколько работоспособных установок, к тому же английские и голландские астрономы получили в свое распоряжение трофейные немецкие радиолокаторы с 740-сантиметровыми антеннами. После перенастройки эта аппаратура была использована для поиска космических радиосигналов.
Это было лишь начало. Вскоре (сперва в Англии, а потом и в других странах) принялись строить крупные радиотелескопы с антеннами в десятки метров (поначалу неподвижными, а затем и поворотными), а потом и системы из нескольких связанных радиотелескопов — радиоинтерферометры. В 1960-е гг. появились фазированные решетки с тысячами антенн, интегрированных в единые (и вскоре компьютеризованные) сети. Эти нововведения в сочетании с более совершенной аппаратурой для усиления и фильтрации радиосигналов (в частности, мазерами и параметрическими усилителями) значительно увеличили чувствительность радиотелескопов и их угловое разрешение. Радиоастрономия превратилась в большую науку, важнейшую компоненту всего комплекса исследований небесных явлений. В 1960-е гг. она стала такой же серьезной дисциплиной, как и оптическая астрономия.
В истории открытия квазаров особенную роль сыграли две обсерватории — английская и австралийская. В 1952 г. неподалеку от знаменитой Кавендишской лаборатории вступил в действие радиотелескоп оригинальной конструкции, вошедший в историю астрономии как Кембриджский интерферометр. Он состоял из четырех неподвижных цилиндрических антенн, которые действовали как интегрированная система, осуществляющая функции двойного интерферометра. Этот телескоп был создан двумя будущими нобелевскими лауреатами — руководителем Радиоастрономической группы Кембриджского университета (нынешнее название — Кавендишская астрофизическая группа) Мартином Райлом и его коллегой Энтони Хьюишем. Установку использовали для сканирования космического пространства, результатом которого стала публикация двух обширных списков радиоисточников — Второго и Третьего Кембриджских каталогов радиоисточников (первый каталог был составлен ранее на основе информации, полученной другой обсерваторией). Третий каталог (в сокращении — 3С), в который вошли 470 космических объектов, был закончен в 1959 г.
Некоторые из новооткрытых источников находятся в плоскости Млечного Пути. Их удалось отождествить с горячими газовыми туманностями, излучающими радиоволны вследствие теплового движения заряженных частиц. Еще часть источников сочли остатками сверхновых звезд, генерирующих радиоволны посредством синхротронного излучения. Прочие источники, вошедшие в этот каталог, признали самостоятельными галактиками. Один из них, обозначенный 3С 273, четыре года спустя открыл список квазаров.
В привлечении внимания к этому источнику главную роль сыграл новый австралийский радиотелескоп с поворотной 64-метровой тарелочной антенной. Он вступил в строй осенью 1961 г. и к весне 1962 г. был полностью отлажен. Инициатором этого проекта был еще один видный разработчик британских и американских радиолокационных систем Эдвард Джордж Боуэн, перебравшийся после войны на Пятый континент. Новую обсерваторию возвели в 20 км от города Паркс в провинции Новый Южный Уэльс, названного в честь одного из отцов-основателей Австралийской федерации сэра Генри Паркса. Крупнейший по тому времени радиотелескоп Южного полушария также получил его имя — Parkes Radio Telescope.
Радиоисточник 3С 273 находится в созвездии Девы и может наблюдаться и в Северном, и в Южном полушариях. Совсем рядовым его не назовешь — в каталоге 3С по радиояркости он входит в первую десятку (занимает седьмое место). Вскоре после публикации каталога этим источником заинтересовались в Калифорнийском технологическом институте, где в 1960-е гг. работала сильная (вероятно, сильнейшая в США) группа радиоастрономов. Калтех к тому времени располагал собственной обсерваторией OVRO (Owens Valley Radio Observatory), построенной в 1958 г. к востоку от горной цепи Сьерра-Невада в 350 км от Лос-Анджелеса. Там имелся первоклассный интерферометр, состоящий из пары 27-метровых радиотелескопов, установленных по линии восток-запад.
С первых месяцев 1960 г. на этой установке начали наблюдения космических радиоисточников. Она могла измерять их угловые координаты с очень хорошей для своего времени точностью — порядка десяти угловых секунд. Сотрудники обсерватории без большой задержки определили положение 3С 273 на северном небосводе, однако эта информация была опубликована (как один из пунктов в списке небесных координат 226 космических источников радиоволн) лишь в ноябре 1964 г. Во всяком случае, координаты 3С 273 были известны калтеховским астрономам еще в середине 1961 г. Но дальше этого у них дело не пошло.
Уточнение позиций новооткрытых радиоисточников отнюдь не было самоцелью. Астрономы намеревались их сопоставить и, если удастся, отождествить с космическими объектами, наблюдаемыми в оптические телескопы. Эта задача становилась все актуальней, поскольку к концу 1960 г. ученые не сомневались в наличии в Третьем Кембриджском каталоге большого числа галактик. За неимением лучшего имени эти очень удаленные сверхмощные радиоизлучатели назвали радиозвездами.
В 1960 г. калтеховские астрономы Томас Мэттьюс и Джон Болтон предположительно отождествили обнаруженный в созвездии Треугольника источник радиоволн, который вошел в Третий Кембриджский каталог под номером 48 с очень слабым светящимся объектом 16-й звездной величины. Сначала его сочли за одну из звезд нашей Галактики, однако информация о его излучении оказалась очень неопределенной, и вопрос так и остался открытым. Забегая вперед, замечу, что источник 3С 48 действительно оказался квазаром, удаленным от нас почти на 4 млрд световых лет, но это удалось окончательно доказать лишь в 1982 г.
Для идентификации радиоисточника необходимо как можно точнее измерить его угловые координаты, чтобы подобрать подходящего кандидата в оптическом спектре. Однако разрешающая способность радиотелескопов первого и второго поколений была довольно мала. Установка Янского работала с точностью порядка 30°, а радиотелескоп Ребера давал погрешность 12°. Законченный в 1957 г. британский радиотелескоп обсерватории Джодрелл-Бэнк (сейчас телескоп имени Ловелла) с 76-метровой полноповоротной антенной обеспечивал в лучшем случае угловое разрешение в десять угловых минут.
Конечно, калтеховский интерферометр с его десятью угловыми секундами работал точнее, но и его возможности бледнели по сравнению с лучшими оптическими инструментами. Крупнейший телескоп середины XX в., пятиметровый рефлектор Паломарской обсерватории, при оптимальных атмосферных условиях обеспечивал угловое разрешение порядка 0,5 секунды. Справедливости ради стоит отметить, что со временем возможности радиоастрономии значительно улучшились. Так, действующая с мая 1993 г. американская сеть из десяти интегрированных радиотелескопов Very Long Baseline Array (восемь антенн на континентальной территории США, одна на Гавайях, одна на карибском острове Сен-Круа) дает разрешение вплоть до 0,0002 секунды.
Однако для аккуратного определения позиций очень далеких (и потому хорошо локализованных) радиоисточников существовал еще один метод, не требующий интерферометров и позволяющий использовать унитарные радиотелескопы (конечно, с достаточно крупными фокусирующими антеннами). В принципе, он был известен давно, хотя применялся нечасто. В 1909 г. британский математик майор Перси Александр МакМагон предложил измерять угловой размер и положение звезд, наблюдая (естественно, в оптические телескопы) их покрытие лунным диском. Правда, эту идею тут же раскритиковал Артур Эддингтон, утверждавший, что из-за дифракции звездного света нельзя добиться хорошего разрешения. Однако к концу 1930-х гг. эту трудность сумел преодолеть американский астроном и астрофизик Альберт Уитфорд, крупный специалист по электронной фотометрии. Во время войны его привлекли к разработке радаров, и больше он к этой теме не возвращался. Но в 1950 г. в Техасском университете на основе техники лунных покрытий началась длительная серия измерений расстояний между двойными звездами. В 1950-х гг. с ней принялись успешно экспериментировать и радиоастрономы. Правда, в 1970-е гг. ее применение сошло на нет, поскольку появились радиоинтерферометры очень высокого разрешения.
Именно этот метод блестяще сработал в ходе наблюдений источника 3С 273. Его усовершенствовал молодой (1928 года рождения, это уже «послерадарное» поколение) радиоастроном Сирил Хазард. В начале 1960-х гг. в ходе работы на радиотелескопе обсерватории Джодрелл-Бэнк он определил координаты источника 3С 212 с точностью в три угловые секунды. Затем Хазард приехал в Австралию, присоединился к группе астрономов Сиднейского университета и приступил к наблюдениям на радиотелескопе имени Паркса. Его целью был источник 3С 273, покрытия которого раз в 20 лет становятся наблюдаемыми из Южного полушария.
Поскольку очередной период покрытий пришелся на 1962 г., Хазард зарезервировал время на телескопе имени Паркса. Он и его коллеги отследили три покрытия — 15 апреля, 5 августа и 26 октября. По условиям наблюдений в апреле радиотелескоп смог зарегистрировать лишь выход источника из-за лунного диска в апреле и его заход за лунный диск в октябре. Больше всего информации было получено в августе, когда аппаратура «Паркса» измерила дифракцию радиоволн и на входе, и на выходе, причем сразу на двух частотах (136 и 410 МГц). Очень ценными оказались и наблюдения октябрьского покрытия, которые удалось провести на частотах 410 и 1420 МГц. Поскольку более высокая частота обеспечивала лучшее разрешение, у источника обнаружились не одна, а две излучающие зоны, заметно разнесенные на небосводе. Так что эти данные не только позволили определить положение источника с погрешностью менее одной угловой секунды, но и привели к выявлению его пространственной структуры.
На пальцах объяснить улучшение разрешающей способности телескопа методом лунных покрытий невозможно — нужна серьезная математика. Поэтому ограничусь минимумом сведений. Предельная разрешающая способность телескопа при обычных наблюдениях определяется отношением длины волны излучения к размеру апертуры. Анализ дифракционной картины, возникающей при огибании радиоволнами края лунного диска, обеспечивает разрешение порядка квадратного корня от отношения длины волны к удвоенному расстоянию от Земли до Луны (а это 770 000 км). Это обстоятельство плюс ряд технических приемов, использованных Хазардом, обеспечили разрешение порядка одной угловой секунды.
Хазард и его группа опубликовали свои результаты в марте 1963 г. Как уже было сказано, они пришли к выводу, что 3С 273 включает два излучающих центра, компоненту А и вчетверо менее яркую компоненту B, разделенные дистанцией примерно в 20 угловых секунд. Компонента А наблюдается как вытянутое ядро поперечником в две секунды, окруженное шестисекундным гало. Компонента B имеет овальное ядро поперечником в половину секунды и гало шириной в семь секунд. Это означает, что излучение компоненты B сильнее сконцентрировано в ее центре, нежели излучение компоненты А. Стоит отметить, что немного раньше французский астрофизик Джеймс Лекё с помощью интерферометрических наблюдений также выявил бинарную структуру 3С 273, хотя не столь детально.
С группой Хазарда сотрудничал Джон Болтон, который участвовал в сооружении телескопа имени Паркса и стал первым директором этой обсерватории. Хазард и не вошедший в число соавторов Болтон сочли полученные результаты настолько важными, что сами доставили их в Сидней, причем во избежание случайностей летели разными рейсами. И им было о чем беспокоиться! Австралийским радиоастрономам впервые удалось детально реконструировать структуру радиоисточника, который предположительно находился на космологической дистанции от нашей Галактики. Предположительно — но все же не наверняка. Истинное расстояние до 3С 273 оставалось неизвестным.
Как это часто бывает даже (впрочем, почему даже?) в науке, прояснению этой ситуации помогли личные связи. 20 августа (то есть задолго до полной расшифровки структуры 3С 273) Болтон ознакомил с собранной информацией голландского астронома Маартена Шмидта, который тремя годами ранее эмигрировал в США и приступил к работе в Калтехе. В своем письме Болтон просил проверить этот участок небосвода на предмет оптической идентификации радиоисточника. Интересно, что в координаты 3С 273, только что вычисленные Хазардом, вкралась ошибка приблизительно в 15 секунд (позже, естественно, она была исправлена), и поэтому в письме Шмидту содержались не вполне точные данные о его местоположении. К счастью, ничего страшного из-за этого не произошло.
Шмидт имел доступ к пятиметровому телескопу Паломарской обсерватории, оснащенному первоклассным спектрографом. До декабря 3С 273 находился чересчур близко к Солнцу, что препятствовало наблюдениям в оптическом диапазоне. В результате Шмидт получил первые фотоснимки и спектрограммы требуемого участка небосвода лишь 27 декабря. В наблюдаемом районе имелась голубая звезда 13-й величины. Рядом с ней можно было разглядеть тонкую светящуюся полоску, которую Шмидт идентифицировал как джет. Ее координаты, как выяснилось позднее, соответствовали положению компоненты B, выявленной группой Хазарда. Эту звездочку астрономы обнаружили на фотопластинках еще в конце XIX в. — конечно, на тогдашних телескопах джета не было видно.
Первые спектрограммы оптического излучения этой звезды (вернее, космического объекта, который приняли за звезду) оказались некачественными, однако 29 декабря Шмидт получил отчетливую картинку. На ней просматривалось несколько полос, не соответствовавших спектральным линиям ни одного из известных элементов. Шмидт убрал фотопластинку в стол и переключился на подготовку к новогодним праздникам.
Кто знает, сколько времени она там пролежала бы, если бы Болтон не предложил опубликовать наблюдения Шмидта в Nature одновременно с работой группы Хазарда. Поэтому 5 или 6 февраля (относительно точной даты источники расходятся) Шмидт вернулся к изучению пластинки. И в этот судьбоносный день он вдруг понял, что три самые узкие и потому хорошо различимые полосы на спектрограмме точно соответствуют трем линиям серии Бальмера, одной из спектральных групп излучения водорода, только сдвинутым на 15,8% в красную часть спектра (позже выяснилось, что аналогичная интерпретация годится и для трех менее четких полос). Это была первостатейная сенсация!
Шмидт немедленно поделился своими выводами с профессором астрофизики Джесси Гринстайном, который в то время занимался изучением радиоисточника 3С 48, и с профессором астрономии Джоном Беверли Оуком, чьи кабинеты были расположены рядом. Весь остаток рабочего дня они пытались найти другие объяснения странного спектра, но из этого ничего не вышло. По ходу беседы Гринстайн показал коллегам незаконченную статью о 3С 48. К ней были приложены сделанные Гринстайном и другим калтеховским профессором астрономии Гвидо Мюнхом спектрограммы уже упоминавшегося оптического источника 16-й величины, расположенного по соседству. На этих спектрограммах, как и на снимках объекта 3С 273, наблюдались линии, которые никак не получалось идентифицировать. После недолгого мозгового штурма ученые пришли к выводу, что эти линии тождественны спектральным линиям ионов магния, неона и кислорода, сдвинутым к красной границе спектра аж на 37%. Гринстайн предложил коллегам немедленно выпить за свои потрясающие открытия, что и было сделано.
Статья Шмидта появилась рядом с публикацией группы Хазарда. В этом же номере напечатана статья Оука, посвященная распределению энергии в оптическом спектре 3С 273, и статья Гринстайна и Мэттьюса с данными о красном смещении спектра 3С 48. Сейчас эти четыре работы считаются классикой астрономии и астрофизики XX в.
Статья Шмидта не впечатляет ни длиной, ни разнообразием графического материала. Это короткая заметка на две трети журнальной страницы. Шмидт почему-то не добавил к тексту отпечаток со своей исторической фотопластинки. Он ограничился таблицей, в которой даны наблюдаемые длины волн шести загадочных полос излучения и те же длины волн, пересчитанные с поправкой на красное смещение спектральных линий, которое в данном случае равно 0,158. В последнем столбце таблицы отмечено, что четыре полосы соответствуют линиям бальмеровской серии водорода, а оставшиеся две — излучению ионизированных атомов магния и кислорода. Шмидт подчеркнул, что эта «беспрецедентная идентификация спектра вроде бы звездного объекта в терминах значительного красного смещения допускает два возможных объяснения».
Далее следуют объяснения, причем для каждого автору статьи хватило одного абзаца. Во-первых, пишет Шмидт, можно предположить, что красное смещение имеет гравитационную природу, то есть обусловлено уменьшением частоты излучения в очень сильном поле тяготения. В этом случае источник света — сверхмассивная звезда с радиусом порядка 10 км. Шмидт отметил, что эта версия практически не согласуется с наблюдаемой структурой спектральных линий.
Вторая интерпретация гораздо интересней. Загадочный звездный объект представляет собой ядерную область галактики с космологическим красным смещением 0,158, которое соответствует видимой скорости 47 000 км/с и дистанции порядка 500 мегапарсек (эту оценку Шмидт сделал на основе знаменитого закона Хаббла, хотя в тексте на него не сослался). Диаметр ядерной области составляет менее одного килопарсека, а ее светимость в оптическом спектре как минимум в сто раз превышает светимость галактик, которые до сих пор были зарегистрированы как источники радиоизлучения. Если наблюдавшийся на оптических снимках тусклый джет и выявленная группой Хазарда компонента А источника 3С 273 принадлежат одной и той же галактике, то они находятся приблизительно в 50 килопарсеках от ее ядра.
Четыре статьи, появившиеся 16 марта 1963 г. в Nature, произвели сильное впечатление на астрономов. Вскоре (все в том же каталоге 3С) нашлось еще несколько столь же необычных источников. Их угловые размеры не превышали половины секунды — против минимум трех секунд у типичных звездных скоплений, удаленных от Млечного Пути на сравнимые расстояния. С другой стороны, мощность их радиоизлучения была на несколько порядков выше, нежели у обычных галактик.
Новооткрытые аномальные источники радиоволн стали основной темой Международного симпозиума по гравитационному коллапсу и другим проблемам релятивистской астрофизики (International Symposium on Gravitational Collapse and Other Topics in Relativistic Astrophysics), состоявшегося в Далласе 16–18 декабря 1963 г. Поскольку память о недавнем убийстве президента Кеннеди была еще свежа, участники встречи проголосовали за переименование ее в Симпозиум памяти Джона Ф. Кеннеди (John F. Kennedy Memorial Symposium).
После интенсивных дискуссий ученые пришли к следующим выводам. Во-первых, эти источники представляют из себя чрезвычайно массивные и в то же время очень компактные объекты (не менее 100 млн солнечных масс в пространстве поперечником не более одного килопарсека). Во-вторых, это не звездные скопления, пусть сколь угодно плотные. В-третьих, время их жизни превышает 10 000 лет. В-четвертых, хоть эти источники и генерируют чрезвычайно сильное радиоизлучение, пик их мощности приходится на оптический диапазон. В-пятых, плотность заряженных частиц на поверхности этих объектов очень невелика — порядка 10 млн на см3. И наконец, в-шестых, их полная энергия превышает энергию покоя 1 млн звезд солнечной массы. В общем, стало понятным, что астрономия столкнулась с совершенно необычными обитателями космоса.
Авторы первых публикаций использовали для этих источников названия «звездные объекты» и «звездоподобные объекты». Позже был предложен довольно неуклюжий термин «квазизвездный радиоисточник», но продержался он недолго. Следующей весной в журнале Physics Today появился подробный отчет о далласском симпозиуме, написанный сотрудником Годдардовского института космических исследований Хун-И Чиу. Он предложил для краткости и удобства заменить длинное название аббревиатурой «квазар». Новое слово быстро привилось и восторжествовало в устных дискуссиях и научно-популярной литературе. Однако главный печатный орган астрофизики, The Astrophysical Journal, еще долго не допускал его использования в своих публикациях. Лишь с 1970 г. оно было наконец-то санкционировано (причем с сожалением) главным редактором журнала великим астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром.
С момента открытия квазаров их поиск пошел чрезвычайно быстро. К концу 1964 г. число известных квазаров достигло четырех десятков. Некоторые имели красное смещение порядка двух и, следовательно, были отдалены от нашей Галактики на 10 млрд световых лет (а вот наблюдения квазаров с красным смещением более трех пришлось ждать до 1973 г.). С этим открытием астрономия реально вышла на максимальные масштабы космологических дистанций. На момент написания этой главы рекорд удаленности принадлежал квазару J1342+0928. Его красное смещение равно 7,5, что соответствует возрасту всего в 690 млн лет от момента Большого взрыва.
Природа квазаров и источники их излучения были окончательно установлены намного позднее их открытия. Описание этой истории лежит за рамками моей книги, поэтому ограничусь кратчайшей информацией. Сейчас установлено, что в центре большинства галактик лежат одиночные черные дыры с массой в миллионы и даже миллиарды солнечных масс. Общая светимость галактики сильно зависит от того, что происходит в пространстве вблизи центральной дыры. Если там нет или почти нет направленных к дыре потоков вещества, она проявляет себя вовне почти что только своим притяжением (именно это и происходит в центре нашей собственной Галактики). Напротив, если в этой области много частиц свободного газа и пыли, они притягиваются дырой и закручиваются в окружающем пространстве, образуя аккреционный диск. В нем происходят сложные и не до конца понятные процессы, которые влекут за собой интенсивную генерацию электромагнитного излучения. В этом случае галактика имеет так называемое активное ядро. Квазары — это особо активные галактические ядра, порождающие излучение максимальной мощности в широких частотных диапазонах. В таких ядрах из обеих полярных областей черной дыры вырываются мощные плазменные струи, которые движутся почти со скоростью света (они называются релятивистскими джетами). Именно такой джет заметил Маартен Шмидт.
Иногда по воле случая один из джетов оказывается направленным на нашу Галактику (а второй, естественно, в противоположную сторону). Квазары с такой ориентацией джетов называют блазарами. Из-за увеличения светимости, вызванного релятивистским эффектом Доплера, блазары выглядят много ярче квазаров одинаковой мощности, чьи джеты ориентированы по-иному. Типичные блазары порождают фотоны самых различных энергий — от радиоволн до гамма-квантов. Открытый Шмидтом квазар как раз принадлежит к числу блазаров, что было установлено лишь в 1981 г. Именно этим объясняется его аномально высокая светимость, так поразившая Шмидта. И было чему удивляться: 3С 273 был и остается на земном небосводе самым ярким квазаром как в радиоспектре, так и в инфракрасном и оптическом диапазонах.
Астрономы со временем скорректировали численные оценки Шмидта — впрочем, не слишком сильно. По уточненным данным, квазар 3С 273 лежит в ядре гигантской эллиптической галактики, чей видимый угловой размер составляет 30 секунд. Расстояние до этого квазара — 749 мегапарсек, или 2,4 млрд световых лет. Длина замеченного Шмидтом джета приблизительно равна 200 000 световых лет. Масса черной дыры определена не особенно точно — 886 ± 187 млн солнечных масс. Скорее всего, еще не миллиардник, но что-то около.
В заключение стоит особо отметить еще два пункта. Во-первых, лишь 10% известных ныне квазаров генерируют сильное радиоизлучение. Поэтому термин, придуманный как сокращение первоначального названия «квазизвездный радиоисточник», предпочтительней не только из-за краткости (и, не побоюсь этого слова, некоторой загадочности), но и потому, что не содержит явной отсылки к радиоволнам. Во-вторых, в нашу эпоху квазары встречаются довольно редко. В среднем только одна галактика из ста имеет минимально активное ядро и лишь одна галактика из миллиона содержит квазар. При всем этом современные телескопы позволяют открывать сотни квазаров за одну ночь наблюдений. В этом нет ничего особо удивительного, поскольку видимая Вселенная содержит 100 млрд галактик!
Открытие пульсаров связано с еще одним радиотелескопом. Он был построен в 1967 г. по инициативе Энтони Хьюиша, который, как и раньше, работал в Кавендише. К этому времени Кембриджские радиоастрономы располагали несколькими инструментами, объединенными в Маллардовскую радиоастрономическую обсерваторию (Mullard Radio Astronomy Observatory, MRAO). Своим названием она обязана британской электронной корпорации Mullard Limited, которая вложила в этот проект £100 000.
В середине 1960-х гг. Хьюиш подключился к исследованию квазаров. Незадолго до этого он пришел к выводу, что сигналы от очень компактных космических радиоисточников с угловыми размерами порядка одной секунды должны рассеиваться на плазменных облаках, которые подпитываются частицами солнечного ветра в межпланетной среде. В результате такого рассеивания интенсивность зарегистрированных радиотелескопом сигналов хаотически колеблется. Этот эффект, который сродни мерцанию звезд из-за рассеяния на флуктуациях земной атмосферы, получил название межпланетной сцинтилляции. Хьюиш понял, что находка мерцающих радиоисточников — путь к открытию новых квазаров.
Однако для этого требовались новые аппаратные возможности. Конкретно — Хьюиш нуждался в телескопе с очень высоким разрешением для регистрации быстрых колебаний радиоизлучения. Он самостоятельно спроектировал такую систему и в 1965 г. получил под нее финансирование.
Радиотелескоп Хьюиша был рассчитан на прием сигналов на частоте 81,5 МГц в полосе шириной в 1 МГц. Для приема радиоволн была спроектирована антенна с фазированной решеткой из 2048 дипольных принимающих элементов. Она представляла собой прямоугольник со сторонами 470 × 45 м, внутри которого были смонтированы 16 одинаковых рядов диполей. Длинная сторона прямоугольника была ориентирована по линии север-юг, короткая — по линии восток-запад. Телескоп позволял сканировать радионебо в широкой зоне с угловыми координатами по склонению от –8° до 44° (то есть ему была доступна почти половина северного небосвода и небольшая часть южного).
Новая установка, «Массив межпланетных мерцаний» (Interplanetary Scintillation Array), была завершена в 1967 г. Ее строила команда из пяти человек, среди которых была и 24-летняя аспирантка Хьюиша Джоселин Белл (она занималась монтажом кабельной сети, соединяющей диполи). В июле 1967 г., после того как телескоп прошел первые испытания, Белл приступила к пробным наблюдениям.
Вскоре судьба преподнесла ей сюрприз. Радиоэлектронная аппаратура телескопа записывала информацию на бумажных лентах четырех перьевых самописцев. 6 августа Джоселин Белл заметила на графиках небольшие спорадические изломы. Их можно было приписать дефектам еще не отлаженных регистраторов, но Джоселин заподозрила, что это какие-то флуктуирующие сигналы, пришедшие из космоса. Ей удалось определить прямое восхождение предполагаемого источника — 19 часов 19 минут (отсюда последующее название CP 1919). Хьюиш посоветовал ей повторить этот эксперимент и записать его на новом высокоскоростном самописце. В октябре этот прибор был установлен. Сначала его использовали для регистрации сигналов знаменитого источника 3С 273, поскольку Хьюиш намеревался проверить некоторые стороны своей теории межпланетных сцинтилляций. Поэтому до Джоселин Белл очередь дошла лишь в ноябре.
Оказалось, что предчувствия ее не обманули. К концу месяца она выяснила, что загадочные зубцы кривых — это пульсации протяженностью примерно 0,3 секунды, разделенные промежутками в 1,337 секунды. Последующие наблюдения показали, что эта периодичность сохраняется с очень высокой точностью — возможное относительное отклонение не превышало одной десятимиллионной!
Хьюиш не сразу поверил в космическую природу зарегистрированных 28 ноября радиоимпульсов. Проявив похвальную осторожность, он предложил поискать для них другие источники — такие как сигналы с искусственных спутников Земли или отражения радиоволн от лунной поверхности. Однако из этого ничего не получилось, и Хьюиш предположил, что источник сигналов находится далеко за пределами Солнечной системы. В этом он окончательно уверился, когда его сотрудники Пол Скотт и Р. А. Коллинз на другом радиотелескопе отловили такие же сигналы с тем же небесным адресом.
Сомнения окончательно рассеялись после того, как Джоселин Белл 21 декабря выявила второй пульсирующий сигнал, а в середине января — еще два, причем они исходили от источников, разнесенных на небесной сфере далеко друг от друга. Теперь уже и самому Хьюишу, и членам его команды стало ясно, что они столкнулись с еще неизвестным космическим феноменом и о нем необходимо сообщить астрономическому сообществу. Спешить с этим тем более было нужно, что к концу года в профессиональной среде уже множились слухи о результатах Кембриджской группы.
8 февраля Энтони Хьюиш и четверо его сотрудников отправили в Nature статью о своем открытии. Написал ее сам Хьюиш, а подпись Джоселин Белл стояла на втором месте. 24 февраля она появилась в печати. Четырьмя днями ранее Хьюиш рассказал о ней на семинаре в Максвелловской аудитории Кавендишской лаборатории. В апреле Nature опубликовал еще одну работу Кембриджской группы с анализом сигналов от остальных трех источников. Следует отметить, что в марте периодическое излучение источника CP 1919 было зарегистрировано на телескопе имени Паркса сразу на пяти различных частотах от 85 до 1410 МГц, и об этом австралийские радиоастрономы сообщили в сентябре.
Термин «пульсар» — по явной аналогии с квазаром — придумал Хьюиш, скорее всего, не позднее марта 1968 г. Так и получилось, что новые радиоисточники оказались обязаны квазарам не только открытием (ведь Хьюиш искал именно квазары!), но и названием.
В первой же статье Хьюиш и его коллеги не просто рассказали о загадочном пульсирующем источнике радиоволн, но и высказали соображения о его природе. Они отметили, что он не принадлежит Солнечной системе, однако наверняка находится внутри нашей Галактики. Авторы также обсудили гипотезу, в соответствии с которой источником сигналов были радиальные вибрации белых карликов или нейтронных звезд. Одним из предположений было, что такие вибрации порождают ударные волны на звездной поверхности и именно эти волны генерируют электромагнитные импульсы. Соавторы весьма осторожно отнеслись к этой гипотезе и подчеркнули, что «для понимания странного нового класса радиоисточников понадобятся новые наблюдения».
Точности ради надо отметить, что белые карлики к этому времени были давно открыты и хорошо изучены. Нейтронные же звезды, напротив, были предсказаны теоретиками еще в 1930-е гг., но по-прежнему считались гипотетическими объектами.
Как нередко случается, понимание природы нового явления в своей основе было достигнуто еще до его открытия. 11 ноября 1967 г. в Nature появилась статья итальянского астрофизика Франко Пачини (он в то время работал в Корнеллском университете) с провидческим заголовком «Испускание энергии нейтронной звездой» (Energy Emission from a Neutron Star). Он показал, что вращающаяся намагниченная нейтронная звезда должна быть источником электромагнитных волн, которые преимущественно исходят вдоль ее магнитной оси. Если эта ось не совпадает с осью вращения звезды, то направленный вовне узкий поток радиоволн крутится в космическом пространстве и, возможно, на каждом обороте задевает нашу планету. Такой поток радиотелескопы смогут зарегистрировать как последовательность пульсаций, приходящих на Землю с частотой вращения звезды (подобно тому, как вращающийся прожектор маяка периодически освещает далекие корабли). Хотя Пачини этого вывода не сделал, он непосредственно следует из его модели.
Пачини дал оценку мощности излучения черной дыры с магнитным полем порядка 1010 гаусс, получив весьма солидную величину в 2 × 1040 эрг/с. Отсюда следует (хотя опять-таки Пачини на этом специально не остановился), что если ее излучение не будет поглощено межзвездной средой, оно сможет проявиться на расстояниях, сравнимых с размерами крупных галактик.
Пачини сам отметил, что его модель «наклонного ротатора» чрезмерно идеализирована, так что сильно намагниченные нейтронные звезды требуют дальнейшего изучения. В ретроспективе основная слабость этой модели вполне очевидна. Пачини рассматривал нейтронную звезду как магнитный диполь, ось которого пересекает центр звезды под углом к оси ее вращения. В результате ось диполя вычерчивает коническую поверхность (откуда и название «наклонный ротатор»), по которой уходят радиоволны. Такая система генерирует монохроматичное излучение очень низкой частоты, равной угловой частоте вращения звезды (Пачини оценил ее в 1 кГц). Поэтому длины испущенных радиоволн составляют сотни километров. Такие волны должны сильно отражаться и поглощаться межзвездной плазмой на весьма умеренных дистанциях от источника. «В результате, — заключил Пачини, — нас такие электромагнитные волны достичь не могут».
Напомню, что статья Пачини вышла из печати всего за две с половиной недели до того, как Джоселин Белл впервые наблюдала на ленте самописца пульсации источника CP 1919. Тогда эту работу мало кто заметил и, во всяком случае, не связал с открытием первого пульсара. Возможно, вывод Пачини о радионевидимости нейтронных звезд для земных наблюдателей стал фактором снижения интереса астрономов и астрофизиков к его работе. Впрочем, мне как историку науки задним числом несложно предложить такое объяснение, поэтому я на нем и не настаиваю.
Декану астрономического факультета все того же Корнелла Томасу Голду повезло гораздо больше. Он предположил, что зарегистрированные Кембриджской группой радиоимпульсы порождены релятивистскими движениями плазмы в магнитосфере быстро вращающейся нейтронной звезды. В целом это та же модель, что и у Пачини, но с явным указанием на роль динамических процессов в магнитосфере (кстати, этот термин придумал тот же Голд). Занятно, что Голд не только не обратил внимания на статью Пачини, но и не обсудил с ним собственную гипотезу, хотя их кабинеты находились в одном коридоре. Маартену Шмидту с коллегами повезло больше.
Голд хотел доложить о своей работе на конференции по пульсарам в Нью-Йорке 20–21 мая 1968 г. Но не получилось. Организатор этой встречи, известный астрофизик Аластер Камерон, счел гипотезу Голда чересчур экстравагантной и отказался предоставить ему слово. Однако тогдашний редактор Nature (не астроном и не физик, а биолог!) Джон Мэддокс не только поверил Голду, но и немедленно отправил его статью в набор. Она поступила в редакцию журнала 20 мая, а 25 мая была опубликована. Насколько я знаю, это абсолютный рекорд в истории журнала.
Томас Голд дал своей работе совсем уж говорящий заголовок: «Вращающиеся нейтронные звезды как причина пульсирующих источников радиоволн». Ни убавить, не прибавить — все сказано. В конце короткой (чуть больше журнальной страницы) статьи два важнейших предсказания. Голд пишет, что, поскольку радиоволны испускаются за счет ротационной энергии нейтронной звезды, скорость ее вращения постепенно замедляется, а периоды пульсаций увеличиваются. Во-вторых, скорость вращения нейтронной звезды может достигать сотен оборотов в секунду, поэтому не будет неожиданным открытие космических радиопульсаций с такими же короткими периодами.
Модель Голда выгодно отличается от модели Пачини еще в одном аспекте. Она не ограничивает электромагнитную активность нейтронной звезды излучением радиоволн очень низких частот. Релятивистские движения частиц ее плазменного окружения в принципе могут генерировать радиоволны разных частот, в том числе в диапазоне от десятков до сотен мегагерц. Именно такие сигналы наблюдали британские и австралийские астрономы.
Голд оказался прав по всем основным пунктам своей теории. Хотя механизмы излучения радиопульсаров еще далеки от полной ясности, не приходится сомневаться, что эти излучения генерируют динамические процессы в магнитосферах нейтронных звезд. Предсказанные Голдом пульсары с периодами, измеряемыми тысячными долями секунды (миллисекундные пульсары) действительно существуют. Первый такой пульсар PSR B1937+21 с периодичностью 1,558 миллисекунды (что дает угловую частоту нейтронной звезды в 642 оборота в секунду) был обнаружен в 1982 г. астрономом из Калифорнийского университета Дональдом Бейкером и его группой. Что до другого предсказания Голда, то ежедневный прирост периода пульсара Vela (он же PSR J0835-4510) на 10 наносекунд, вызванный замедлением вращения нейтронной звезды-источника, был обнаружен посредством наблюдений на радиотелескопе имени Паркса еще зимой 1968–1969 гг.
Поиск новых пульсаров и исследование их свойств составляют не менее увлекательную главу истории астрономии и астрофизики, нежели изучение квазаров. На этом пути было сделано (и, конечно, будет сделано) множество интереснейших открытий. Например, в октябре 2018 г. было сообщено об открытии рекордно медленного пульсара, который делает один оборот вокруг оси за 23,5 секунды. Но, как и в случае с квазарами, это совершенно самостоятельная тема.
Кое-что, так сказать, осталось на сладкое. Мало какое описание открытия пульсаров обходится без упоминания, что Кембриджские астрономы одно время допускали искусственный характер зарегистрированных сигналов. Это верно, как верно и то, что в шутку они называли отправителей маленькими зелеными человечками. Однако это обсуждалось лишь как экзотическая версия, да и к тому же недолго. Уже в первые дни января 1968 г. подобные разговоры полностью прекратились.
И последнее. Достигнув к началу 1960-х гг. и технической, и идейной зрелости, радиоастрономия вполне ожидаемо вышла на достижения нобелевского уровня, и в Стокгольме это быстро признали. В 1974 г. лауреатами стали Мартин Райл (за разработку и результаты интерферометрических методов радиотелескопических наблюдений) и Энтони Хьюиш (за определяющую роль в открытии пульсаров). Это была первая, но отнюдь не последняя Нобелевская премия по физике, присужденная радиоастрономам. Четыре года спустя ее получили Арно Пензиас и Роберт Вильсон (за открытие микроволнового реликтового излучения.
Поскольку нобелевский статут ограничивает число получателей премии в каждой номинации тремя лауреатами, Джоселин Белл в принципе могла бы разделить с Хьюишем награду за открытие пульсаров. Шведские академики так не посчитали — и, на мой взгляд, справедливо. В самом деле, вклады Энтони Хьюиша и его аспирантки в это великое открытие попросту несоизмеримы. Хьюиш предложил оригинальный исследовательский проект и сконструировал для его выполнения уникальную антенную мультисистему. Белл действительно заметила первые признаки космических радиопульсаций и доказала их реальность. Она проявила и наблюдательность, и упорство — но ей еще и сильно повезло. Однако эти ценные качества, равно как и удача, слишком слабое основание для причисления к сонму нобелистов. Особенно если учесть — и об этом необходимо сказать открыто, — что по окончании аспирантуры она не обогатила науку новыми открытиями. Ее профессиональные достижения ограничились благополучной карьерой университетского профессора.
К тому же судьба не обидела Джоселин Белл (после замужества Джоселин Белл Бёрнелл) многочисленными знаками отличия. Королева Елизавета дала ей дворянский титул Dame, а университеты и научные общества удостоили членством, медалями и премиями. 6 сентября 2018 г. было объявлено о присуждении ей Специальной премии за прорыв в фундаментальной физике — то ли к ее 75-летию, то ли к 50-летнему юбилею открытия пульсаров. А это, как никак, $3 млн — Нобелевская премия в денежном выражении почти втрое меньше.
Я понимаю, что ламентации по поводу того, что кому-то дали, а кому-то не дали Нобелевскую премию — разговоры в пользу бедных. И все же меня удивляет, что Сирил Хазард, Маартен Шмидт и Джесси Гринстайн не были удостоены этой награды за открытие квазаров. Возможно, везения не хватило.
В 1960–1980-е гг. радиоастрономия лидировала в области качественного и количественного расширения возможностей наблюдений космического пространства с наземных платформ. Оптическая астрономия в эти времена не то чтобы стагнировала, но развивалась относительно медленно. Пятиметровый рефлектор Паломарской обсерватории вплоть до 1976 г. оставался самым большим в мире. Конечно, оптические обсерватории оснащали более совершенными фотокамерами и спектрографами, но эти приборы монтировали на уже имеющихся телескопах. Строительство гигантских рефлекторов нового поколения с восьми-десятиметровыми зеркалами началось лишь в 1990-е гг. Позднее их начали оснащать системами активной и адаптивной оптики, позволявшими в несколько раз увеличить разрешающую способность. Новые телескопы объединяли в интерферометрические системы и оснащали компьютерной управляющей аппаратурой. Это привело к революционному перевороту в оптической астрономии, которая стала достойным партнером астрономии радиоволн.
Однако радиоастрономия шестидесятников обязана своими открытиями не одному лишь прогрессу аппаратных и вычислительных ресурсов. Ее активное человеческое ядро было не особенно (во всяком случае, по сегодняшним меркам) многочисленной группой первоклассных исследователей, объединенных неформальными личными связями (а иногда и опытом совместной работы над военными проектами). Эти связи и опыт сыграли в высшей степени конструктивную роль в становлении новой научной дисциплины.
Войти с помощью соц. сетей: